HH 46/47
| Mgławica emisyjna Obiekt | |
|---|---|
| Herbiga-Haro | |
 Obiekt HH 46/47. HH 46 to mgławica w lewym dolnym rogu, podczas gdy HH 47 znajduje się w prawym górnym rogu. HH 47B łączy te dwa elementy.
| |
| Dane obserwacyjne: epoka J2000 | |
| Rektascensja | 08 godz. 25 min 43,6 sek |
| Deklinacja | −51° 00′ 36″ |
| Dystans | 1470 ly (450 szt .) |
| Konstelacja | Vela |
| Oznaczenia | HH 46/47, HH 46, HH 47. |
HH 46/47 to kompleks obiektów Herbiga-Haro (obiektów HH), znajdujących się w odległości około 450 parseków (około 1470 lat świetlnych ) w globuli Boka w pobliżu mgławicy Gum . Strumienie częściowo zjonizowanego gazu wydobywające się z młodej gwiazdy powodują widoczne wstrząsy po zderzeniu z otaczającym ośrodkiem . Odkryty w 1977 roku, jest jednym z najczęściej badanych obiektów HH, a pierwszy dżet powiązany z młodymi gwiazdami został znaleziony w HH 46/47. W kompleksie zidentyfikowano cztery mgławice emisyjne HH 46, HH 47A, HH 47C i HH 47D oraz dżet HH 47B. Zawiera również w większości jednobiegunowy wypływ molekularny i dwa duże wstrząsy dziobowe po przeciwnych stronach gwiazdy źródłowej. Całkowity rozmiar kompleksu wynosi około 3 parseków (10 lat świetlnych).
Historia obserwacji
Obiekt ten został odkryty w 1977 roku przez amerykańskiego astronoma RD Schwartza. Zgodnie z konwencją nazewnictwa obiektów HH, nazwał dwie mgławice, które znalazł, HH 46 i HH 47, ponieważ były to 46. i 47. odkryte obiekty HH. Wkrótce w kompleksie zidentyfikowano dżet i inne mgławice. Był to pierwszy dżet odkryty w pobliżu protogwiazdy. Wcześniej nie było jasne, w jaki sposób powstają obiekty Herbiga-Haro. Jeden z ówczesnych modeli sugerował, że odbijają one światło od osadzonych gwiazd, a zatem są mgławicami refleksyjnymi . Na podstawie podobieństw widmowych między pozostałościami supernowych i obiekty HH, Schwartz wysunął teorię w 1975 roku, że obiekty HH powstają w wyniku wstrząsów radiacyjnych. W tym modelu wiatry gwiazdowe z gwiazd T Tauri zderzałyby się z otaczającym ośrodkiem i generowały wstrząsy prowadzące do emisji. Wraz z odkryciem dżetu w HH 46/47 stało się jasne, że obiekty HH nie były mgławicami refleksyjnymi, ale mgławicami emisyjnymi napędzanymi wstrząsami, które były napędzane dżetami wyrzucanymi z protogwiazd. Ze względu na swój wpływ na pole obiektów HH, jasność i skolimowany dżet, jest to jeden z najlepiej zbadanych obiektów HH.
Tworzenie
We wczesnych stadiach formowania się gwiazdy rozpoczynają dwubiegunowe wypływy częściowo zjonizowanej materii wzdłuż osi obrotu. Powszechnie uważa się, że oddziaływanie dysku akrecyjnego z polami magnetycznymi gwiazd napędza część materiału akrecyjnego w postaci wypływów. W niektórych przypadkach odpływ jest kolimowany w strumienie . Źródłem HH 46/47 jest podwójna protogwiazda klasy I , znajdująca się wewnątrz ciemnej chmury gazu i pyłu, niewykrywalna w zakresie widzialnym. Wyrzuca materię z prędkością około 150 km/s do dwubiegunowego strumienia, który wyłania się z chmury. Po uderzeniu w otaczający ośrodek strumień wywołuje w nim wstrząsy, które prowadzą do emisji w zakresie widzialnym. Zmiany w erupcjach skutkują różnymi prędkościami wyrzucanego materiału. Prowadzi to do wstrząsów w strumieniu, ponieważ szybko poruszający się materiał z późniejszych wyrzutów zderza się z wolno poruszającym się materiałem z wcześniejszych wyrzutów. Wstrząsy te wytwarzają emisje, dzięki czemu strumień jest widoczny.
Nieruchomości
Chociaż wypływ jest dwubiegunowy, tylko jeden dżet jest widoczny w zakresie widzialnym. Kontradżet jest niewidoczny, ponieważ oddala się od Ziemi do ciemnej chmury, w której znajduje się gwiazda. Jednak w zakresie fal podczerwonych jest wyraźnie widoczny. Kończy się w HH 47C, jasnym uderzeniu dziobowym, gdy wchodzi w interakcję z otaczającym gazem. HH 46 znajduje się w pobliżu źródła i jest mgławicą emisyjną/odbiciową; emituje światło w wyniku uderzenia materiału strumieniowego, a także odbija światło ze źródła. Jej jasność zmienia się radykalnie na przestrzeni lat, co jest bezpośrednio związane ze zmiennością gwiazdy macierzystej. Z HH 46 wyłania się HH 47B, długi i skręcony strumień przesunięty na niebiesko . Wygięty i skręcony wygląd wypływu jest spowodowany zmianami kierunku wyrzutu, tj. precesją gwiazdy źródłowej. Dżet kończy się w HH 47, zwanej także HH 47A, najjaśniejszej mgławicy w kompleksie. Nieco dalej znajduje się nieco słabsza i bardziej rozproszona HH 47D. Kompleks rozciąga się na 0,57 parseka od HH 47C do HH 47D na płaszczyźnie nieba. Dwie relatywnie duże wstrząsy dziobowe pojawiają się na jeszcze większych odległościach, przy czym HH 47SW leży po drugiej stronie cofającego się płata, a HH 47NE leży po bliższej stronie zbliżającego się płata przesuniętego ku błękitowi. Każda z nich znajduje się około 1,3 parseka od gwiazdy źródłowej, przez co cały kompleks wydaje się mieć długość 2,6 parseka na płaszczyźnie nieba. Cała konstrukcja jest rzutowana pod kątem około 30° w stosunku do płaszczyzny nieba; to sprawia, że jego rzeczywista długość wynosi około 3 parseków.
Łączna jasność gwiazdy źródłowej i dysku wynosi około 24 L ☉ . Akreuje masę w tempie 6 × 10 −6 M ☉ rocznie. Szybkość utraty masy w zbliżającym się dżecie została określona na około 4 × 10-7 . M ☉ rocznie, co stanowi około 7% całkowitej masy narastającej w ciągu roku Około 3,6% całkowitego materiału w strumieniu jest zjonizowane, a średnia gęstość strumienia wynosi około 1400 cm -3 . Prędkość uderzenia w odrzutowcu wynosi około 34 km/s.
Erupcje z gwiazdy są epizodyczne. Obecny epizod trwa od około tysiąca lat, podczas gdy poprzedni rozpoczął się około 6000 lat temu i trwał od 3000 do 4000 lat. Duże erupcje w obecnym odcinku występują co 400 lat. Na podstawie rozległości kompleksu wiek gwiazdy źródłowej oszacowano na 104 do 105 lat .
Wypływ molekularny
Dżet emanujący z gwiazdy przenosi pęd do otaczającego ją gazu molekularnego, który unosi gaz. Powoduje to wypływ molekularny o długości 0,3 parseka wokół dżetu. Ten wypływ jest jednak w dużej mierze jednobiegunowy i wyrównany z cofającym się dżetem. Zbliżający się wypływ molekularny jest bardzo słaby, co prawdopodobnie wynika z tego, że dżet wyrywa się z chmury, a na zewnątrz jest mało materiału, który można unieść w postaci wypływu molekularnego. Prędkości w przepływach molekularnych są znacznie mniejsze niż w dżetach. W wypływie cząsteczkowym wykryto kilka związków organicznych i nieorganicznych, w tym metan , metanol , lód wodny , tlenek węgla , dwutlenek węgla ( suchy lód ) i różne krzemiany . Obecność lodu sugeruje, że pyłowy całun gwiazdy jest chłodny, w przeciwieństwie do dżetów i obszarów uderzeniowych, gdzie temperatury sięgają tysięcy stopni.
Zobacz też
Notatki
Linki zewnętrzne
| Gwiazdy |
|
||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| |||||||||||
| Gromady gwiazd |
|
||||||||||
| |||||||||||
| Galaktyki |
|
||||||||||
| |||||||||||
